天文学概論（第1４回）

全体のまとめ～太陽系から宇宙論まで～

東京工業大学　佐々木貴教

最終レポート

❖ 全講義の中から最も興味を持ったテーマを一つ選び、自分なりにまとめる

❖ A4用紙（枚数や形式は問わない）

❖ 提出：1/20（水）～1/27（水）＠教務課レポートBOX

❖ 所属学科・学年・学籍番号・氏名を明記

❖ 返却できない可能性が高いので、必要な場合はコピーを手元に残しておいてください

❖ 星・惑星形成（藤原）

❖ 太陽系（佐々木）

❖ 系外惑星（佐々木）

❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）

❖ 宇宙論と距離測定（高梨）

❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

本講義で扱ったテーマ

❖ 星・惑星形成（藤原）

❖ 太陽系（佐々木）

❖ 系外惑星（佐々木）

❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）

❖ 宇宙論と距離測定（高梨）

❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

本講義で扱ったテーマ

星形成

（１）星間分子雲の収縮とコアの形成（２）原始星の形成と成長（３）主系列星への進化

星の材料：宇宙に漂うガス（星間分子雲）

星形成の３段階

・数10個～数100個の星が同時に生まれること　が多い（星雲・星団）・軽い星ほど多く生まれる

星間分子雲の収縮とコア形成星間分子雲中の密度が濃い部分が自己重力で収縮　→ 分子雲コアの形成

典型的な分子雲コア

水素分子密度：104 cm-3温度：10 Kサイズ：0.05光年質量：太陽質量の10倍収縮の時間：105-106年

原始星の形成と成長・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える　　→ 原始星の誕生・原始星の周囲に原始星円盤が形成・円盤から原始星にガスが降り積もる・原始星円盤から垂直方向に　双極分子流が吹き出す・約106年でガス降着終了　原始星の質量が決まる

主系列星への進化原始星は107年かけて収縮、内部温度が上がる　→ 水素燃焼が起こる温度（1.5×107 K）に到達　→ 一人前の恒星（主系列星）になる

HR図横軸：温度縦軸：輝度

惑星形成

原始惑星系円盤

微惑星の形成

微惑星の合体成長

地球型惑星形成

木星型惑星形成

©Newton Press

巨大氷惑星形成

原始惑星円盤内：塵 → 微惑星 → 原始惑星 → 惑星

なぜ円盤状になるか？

! 分子雲が収縮すると、「角運動量保存の原理」に従い、収縮するほど回転が速くなる

! 回転の効果が効いて、平たい円盤状の構造になる

原始惑星系円盤分子雲コア

分子雲コアの収縮　 重力と遠心力のつりあい原子惑星系円盤が形成

原始惑星系円盤

数kmサイズの微惑星が形成

互いに衝突・合体を繰り返し成長

↓

暴走成長により少数の微惑星が急成長

火星サイズの原始惑星が形成

↓

微惑星の合体成長

原始惑星同士の巨大天体衝突を繰り返し, 現在の惑星へ

ジャイアントインパクト

原始惑星に円盤ガスが暴走的に流入 → ガス惑星へ

巨大ガス惑星の形成

❖ 星・惑星形成（藤原）

❖ 太陽系（佐々木）

❖ 系外惑星（佐々木）

❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）

❖ 宇宙論と距離測定（高梨）

❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

本講義で扱ったテーマ

地球型惑星　　水星　　金星　　地球　　火星

巨大ガス惑星　　　木星　　　土星

巨大氷惑星　　天王星　　海王星

太陽系の構成メンバー

地球型惑星の内部構造

水星

地殻マントルコア

火星地球 月金星

固体の内核液体の外核

コア？

巨大ガス惑星・氷惑星の内部構造

木星 土星 天王星 海王星

地球

水素分子

金属水素

水素・ヘリウム・メタンガス

マントル（水・アンモニア・メタン氷）

コア（岩石・氷）

隕石の母天体短周期彗星の巣

各天体の軌道

「オールトの雲」

長周期彗星の巣

＝天文単位（AU）太陽から地球までの距離（約1億5000万km）

さらに遠くまで広がる太陽系

❖ 星・惑星形成（藤原）

❖ 太陽系（佐々木）

❖ 系外惑星（佐々木）

❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）

❖ 宇宙論と距離測定（高梨）

❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

本講義で扱ったテーマ

1995年 初めての系外惑星発見！

46

1995年！

51 Pegasi b

発見者：M. Mayor & D. Queloz

太陽系外惑星が続々と見つかる

2010年1月15日現在すでに400個を超える！

太陽系とは全く姿の異なる異形の惑星たち！

系外惑星の検出方法名称 方法 特徴

アストロメトリ法 恒星の位置のずれ 地上からは難しい

視線速度法（ドップラー法）

恒星の動きの速さこれまでで最も多数の惑星を発見

トランジット法惑星による恒星の食

軌道半径が小さいことが必要

重力レンズ法惑星重力による空間の歪み

検出確率小、軌道半径1~3AU

視線速度法恒星が観測者に近づいたり遠ざかったりする　→ ドップラー効果によって　　 星の色が周期的に変化　→ 恒星の速度の変化を観測

中心星に近く質量の大きい惑星ほど発見しやすい（選択効果）

惑星質量の下限値のみが決定

トランジット法惑星が恒星の前を通過する際に明るさが変化する　→ 周期的な明るさの変化（恒星食）を観測

惑星が恒星のちょうど前面を通過する確率は低い

惑星の正確な質量が求まる ＆ 大気成分が検出可能

理論的に予想される惑星の多様性

last section, the gas truncation by Mgas;vis seems to be incon-sistent with the observational data, but the migration conditionby Mgas;vis may be reasonable.)

In these calculations, !dep ! 106 107 yr. The time-dependentcalculation of disk evolution (Lynden-Bell & Pringle 1974)indicates that the disk mass declines on the viscous diffusiontimescale near Rm. If gas depletion in disks is due to theirviscous evolution, we would expect !dep to be comparable to!disk; acc (eq. [70]) near Rm " 10 AU. In order to match the ob-served properties of protostellar disks around classical T Tauristars, we adopt " ! 10#4, which corresponds to !dep=!disk; acc "1 at 10 AU.

The results of our simulations are shown in Figure 12 forthree series of models. In each case, the gas and core accretionare truncated by the conditions that correspond to those inFigure 9. The results show that the spatial distribution of the

gas-poor cores is not affected by the migration because it onlyaffects those planets that are able to accrete gas and to open upgaps. But for gas giant planets, equation (65) indicates that themigration timescale increases with their masses and semimajoraxes. The less massive gas giants are formed preferentiallywith relatively small semimajor axes, and they migrate to"0.04 AU in all the cases. This result is consistent with theobserved mass distribution of the short-period planets, whichappears to be smaller than that of planets with periods longerthan a few months (Udry et al. 2003).

Gas giant planets with !migP !disk migrate over extendedradial distance provided that the disk gas is preserved for asufficiently long time for them to form. For example, thecritical value of fdisk for the formation of gas giants is "3–8 ata " 1 AU where #ice ! 1 (see x 4.1). From equation (18), wefind that in disks with fdisk larger than the critical value, the

Fig. 12.—Similar plots as Fig. 9, but with the effect of type II migration included. The value of " -viscosity is taken as " ! 10#4 to be consistent with diskdepletion times "106–107 yr. (a) Gas accretion is truncated by Mg; iso and core accretion by Mc;iso; (b) Mg; iso and Mc;no iso; (c) Mg; th and Mc; iso. We adopt !ag ! 2rHin (a) and M$ ! 1 M% in (c).

DETERMINISTIC MODEL OF PLANETARY FORMATION. I. 409No. 1, 2004

軌道長半径 [AU]

惑星の質量 [M

E]

地球型惑星

巨大氷惑星

巨大ガス惑星

Hot Jupiter

様々な Habitable Planet (Satellite)

d

❖ 星・惑星形成（藤原）

❖ 太陽系（佐々木）

❖ 系外惑星（佐々木）

❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）

❖ 宇宙論と距離測定（高梨）

❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

本講義で扱ったテーマ

銀河系（天の川銀河）太陽系が所属する銀河：2×1011太陽質量多波長観測により銀河系の構造が明らかになってきた

銀河系の基本構造ハロー直径：15万光年構造：球状ディスク（円盤）直径：10万光年構造：パンケーキ状バルジ直径：1.5万光年構造：ラグビーボール状

ー

ハロー古い世代の天体が球状に分布（直径15万光年）銀河系の質量のほとんどはハローに存在

ハロー形状・直径~50kpcの球状‥もっと外側に広がっている？（大マゼラン雲までの距離~50kpc）

特徴・古い星が分布（＞120億年）‥銀河系誕生直後にできた星・多くの球状星団が存在（古い大量の星からなる星団）・星・球状星団の動きがディスクと違う‥ディスク：ディスクに沿って公転ハロー：ディスクとは関係なく公転・星間物質はほとんど存在しない・大量のダークマターが存在

ハローには古い世代の天体が分布

ハローの特徴古い星（>120億年）が分布多くの球状星団が存在ディスクと関係なく公転星間物質がほとんどない大量のダークマターが存在

ディスク（円盤）現在進行形の星形成の現場（直径10万光年）渦巻構造（渦状腕）に沿って星形成が起きている

ディスクの特徴パンケーキ状の構造全ての若い星・天体が分布重元素の比が高い中性水素原子・分子も存在（＝星形成の材料物質）

銀河系を上から見た図

Nakanishi et al. 2004

太陽

中心

キロパーセク

渦巻き構造がある！中性水素原子ガス(宇宙に最も多く存在)の出す波長21cm (周波数1.4MHz)の電波観測

渦巻き構造の発見‥初の中心の向こうの地図(Oort et al. 1958)

銀河系外に多数見られる渦巻き銀河の一つ

バルジ・銀河中心

銀河中心に太陽の400万倍の質量が高密度で存在　→ 中心にブラックホールが存在！

観測からバー（棒）構造の存在が確実視　→ 銀河系は渦巻銀河ではなく棒渦巻銀河である

銀河系：まとめ

構造・ハロー： 古い天体・ディスク： 若い天体・渦状腕・バルジ・「バー」・中心にブラックホール

多波長観測で最近明らかになってきた

‥まだまだ分かっていないことも多い

局所銀河群太陽系が所属する銀河系が所属する銀河群総数：約50個（今後も新たに発見される可能性大）

代表的なメンバー

銀河系（天の川銀河）M31（アンドロメダ銀河）大マゼラン雲・小マゼラン雲いて座矮小銀河おおいぬ座矮小銀河　etc.

局所銀河群の生い立ち

(a) 100億年前：原始銀河系と原始アンドロメダ銀河　　　　　　　 が近接衝突、多くの矮小銀河が形成(b) 50億年前：宇宙膨張とともに両銀河は離れていく(c) 現在：両銀河は重力によって再び近づきつつある

局所銀河群の生い立ち

(a) 約100億年前：原始銀河系と原始アンドロメダ銀河が近接衝突、それをきっかけに多くの矮小銀河ができる

(b) 約50億年前：宇宙膨張とともに両銀河は離れていく。矮小銀河はその周辺にまき散らされる

(c) 現在：銀河系とアンドロメダ銀河は重力によって引き戻され、再び近づきつつある 将来は衝突するのか？

銀河は衝突・合体している！

予想：30億年後に銀河系とアンドロメダ銀河が再衝突

❖ 星・惑星形成（藤原）

❖ 太陽系（佐々木）

❖ 系外惑星（佐々木）

❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）

❖ 宇宙論と距離測定（高梨）

❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

本講義で扱ったテーマ

宇宙創生のシナリオ

宇宙の再電離

最初の星の誕生

宇宙の中性化（晴れ上がり）

最初の3分間（元素合成）

無からの誕生

一般相対論的宇宙モデル

時空の歪み 宇宙項 物質の分布

Rµν −12Rgµν + Λgµν = 8πGTµν

アインシュタイン方程式

主要な宇宙論パラメータ

ハッブル定数　密度パラメータ減速係数　曲率係数　宇宙項

宇宙の時空間（年齢や曲率）についての情報

距離の梯子

順番に遠い距離まで物差しを伸ばす

年周視差H-R図セファイド型変光星超新星T-F関係・F-J関係

Ia型超新星距離の梯子として非常に便利な天体

(1) とても明るい！　→ 遠くにあっても見える(2) どれもそっくり！　→ 明るさから距離がわかる(3) 今も昔も一緒！　→ 遠く（昔）の距離も測れる(4) 性質がわかっている！　→ 安心して利用できる

非常にレアな現象1個/銀河/100年

❖ 星・惑星形成（藤原）

❖ 太陽系（佐々木）

❖ 系外惑星（佐々木）

❖ 銀河系・近傍銀河（加藤）

❖ 宇宙論と距離測定（高梨）

❖ 重力レンズ・観測装置（内海）

本講義で扱ったテーマ

重力レンズ相対性理論：時空は物質（エネルギー）の存在で歪む　→ 光は時空に沿って直進するため曲がって見える

重力レンズを用いた探査例銀河団による重力レンズ効果（銀河団の質量）を観測　→ 銀河団には大量のダークマターが存在系外惑星による重力マイクロレンズの効果を観測　→ 非常に質量の小さな系外惑星を検出

代表的な天体観測システム(1) 天文台：　国立天文台（三鷹・岡山・野辺山・水沢・ハワイ）

(2) 望遠鏡：　すばる望遠鏡（口径8.2m）

(3) 観測・探査衛星：　ひので・あかり・すざく・かぐや・はやぶさ

観測から得られる情報空間構造・波長（エネルギー）・偏光・時間変動

すばる望遠鏡の観測装置可視光から赤外まで幅広い波長域を観測可能撮像観測と分光観測の両方が可能

多波長天文学

いろいろな波長を用いて天体の情報を引き出す

参考図書

最終レポート❖ 全講義の中から最も興味を持ったテーマを一つ選び、自分なりにまとめる

❖ A4用紙（枚数や形式は問わない）

❖ 提出：1/20（水）～1/27（水）＠教務課レポートBOX

❖ 所属学科・学年・学籍番号・氏名を明記

❖ 1/31に成績を確定させるので、何かある場合はそれまでに

❖ 連絡先：takanori@geo.titech.ac.jp講義資料：http://sasakitakanori.com